Vladimír Kopecký Jr. Teplotní profil atmosféry Marsu. Modrá křivka označuje teplotní profil atmosféry Země. C označuje hranici kondenzace CO 2.

Transkript

1 Hledání života ve sluneční soustavě aneb život za humny? Vladimír Kopecký Jr. Fyzikální ústav Matematicko-fyzikální fakulty Univerzity Karlovy v Praze kopecky@karlov.mff.cuni.cz Mars Těleso planety Průměr km Rotační perioda 24 h 39 min Vzdálenost 227,9 mil. km Tlak na povrchu 600 Pa Magnetické pole 500 slabší Povrchová teplota 90 C až 20 C Průměrná hustota CO 2 95 %, N 2 3 %, Ar 2 %, H 2 O stopová množství Mars Atmosféra H 2 O CO 2 OH hν OH H CO O hν OH O hν H O 3 O 2 OH HO 2 H hν H 2 O 2 OH OH Teplotní profil atmosféry Marsu. Modrá křivka označuje teplotní profil atmosféry Země. C označuje hranici kondenzace CO 2. C. Loevy, Nature 412 (2001) O HO 2 hν 1

2 Mars Voda na povrchu Vody je na Marsu jistě dost, ale je vázána v permafrostu v podpovrchových vrstvách V. R. Baker, Nature 412 (2001) Mars Epizody klimatu Mars Epizody klimatu globální oceán? Pro oceán Rozsáhlá řečiště svědčí o velkém množství vody na povrchu Hojný výskyt jílových materiálů, které vznikají v přítomnosti kapalné vody Proti oceánu Nenalezení pobřežní linie Znázornění poněkud sporné možnosti rozsáhlého oceánu (modře) na severní Nedostatečná teplota pro polokouli Marsu déšť Nízká hustota atmosféry pro vznik skleníkového efektu (mladé Slunce svítilo méně) a udržení teploty nad bodem mrazu E. Hand, Nature 484 (2012)

3 Mars Metan a život Metan v atmosféře vykazuje sezónní a šířkovou variaci Existence CH 4 je v atmosféře omezena na yr Existuje biogenní rezervoár metanu? Je metan uvolňován neznámým geologickým procesem? Ablace uhlíkových meteoritů přispívá zanedbatelně Metan je utvářen přeměnou organické hmoty působením UV-záření ve značném množství z uhlíkatých chondritů (typ CM2) F. Keppler et al., Nature 486 (2012) Rychlost emise CH 4 vlivem UV záření z Murchinsonského meteoritu jako funkce teploty a různého tlaku (tlak 10 mbar N 2 odpovídá povrchu Marsu) Mars Metan a život Ročně dopadá na povrch t meteoritů (převážně mikro-meteoritů), tj t uhlíku t CH 4 může být produkováno UV- přeměnou % organické hmoty t CH 4 stačí pro objasnění pozorovaného Izotopové složení CH množství v atmosféře 4 uvolněného UVzářením z Murchisonského meteoritu, Izotopové složení CH 4 je uhlíkatých chondritů (tepelným rozkladem) a velmi podobné z meteoritů z pozemských zdrojů (trojúhelník označuje jako z organismů! sopečnou půdu z Havaje) Sezónní a šířkové variace je stále těžké objasnit Curiosity vylučuje CH 4 > 5 p.p.b. (tj. objasnitelné nebiologicky) F. Keppler et al., Nature 486 (2012) E. Hand Nature 491 (2012) 174. Mars Hledání života Meteorit ALH84001 Nalezen v Antarktidě v Allan Hills (1 z 23) Stáří ca. 4 Gy, ejekce 15 My, impakt 13 tis. let Objev mikrobů opublikován v časopise Science v r Dnes převládá názor, že jde o anorganický artefakt 3

4 Mars Panspermie mezi terestrickými planetami Rychlost (v c /v s ) Země Venuše Mars Slunce Jupiter 1,0 5,13 3,1 1,5 9,5 9,0 3,0 1,8 5,34 4,0 2,7 2,7 8,0 6,0 2,3 5,53 7,7 4,7 0,7 9,0 5,0 2,7 5,71 5,3 4,0 1,7 9,3 5,0 3,3 6,02 6,3 3,7 2,0 13,3 6,7 Tabulka ukazuje účinnost přenosu částic vymrštěných z povrchu Marsu (úniková rychlost 5 km/s) v prvních 15 My po vymrštění do kosmu. Účinnost je udána jako % dopadnuvších částic (ze 300 počítačově simulovaných) Nejpravděpodobnější je výměna materiálu Země Měsíc, dále Mars Země, nejméně pravděpodobný je dopad materiálu na Zemi z Venuše Dopad materiálu z Marsu obnáší cestu v průměru 15 My, ale simulace ukazuje i možnost dopadu po letech, sic! B. J. Gladman et al., Science 271 (1996) Mars Panspermie mezi terestrickými planetami Přežití mikrobů je možné ve fázi sporulace a při stínění větším množstvím horniny. Problémem je přežít dopad takového tělesa W L. Nicholson et al., Microbiol. Mol. Biol. Rew. 64 (2000) Mars Kosmický výzkum Viking 1 a 2 start 20. srpna a 9. září 1975 dosažení cíle v srpnu 1976 výměna látek mezi půdou a atmosférou uvolňování a asimilace uhlíku v půdě hledání organických složek 4

5 Mars Hledání života experimenty na Vikingu Experiment s výměnou plynů Vzorek marťanské půdy byl nabrán do reakční komory Byl přidán výživný roztok Očekávalo se, že mikroorganismy budou při dobré výživě produkovat O 2,CO 2 ah 2 Zvýšená produkce plynů by byla důkazem metabolismu a tudíž života Uvolnila se velká množství O 2 Produkce tohoto plynu byla dána reakcí H 2 O s horninou na Marsu Výsledky s posledních let, s půdou z pouště Atacama (tj,. extrémně suchou) ukázaly naprosto shodné výsledky P. Ulmschneider: Inteligent life in the universe. Springer (2003) p Mars Hledání života experimenty na Vikingu Experiment s izotopickým značenou výměnou Vzorek marťanské půdy byl nabrán do reakční komory Byl přidán výživný roztok obsahující radioaktivně značený uhlík C 14 Očekávalo se, že mikroorganismy budou po metabolizaci nutrientů uvolňovat radioaktivně značené plyny jako CO 2 a CH 4, které budou detekovány radiačním detektorem Opakovaná produkce radioaktivně značených plynů by byla důkazem metabolizmu a tedy i života Po prvním přidání se náhle uvolnily radioaktivně značené plyny ve velkém množství Po druhém přidání se nestalo téměř nic Výživný roztok reagoval s na oxid bohatými minerály v marťanské půdě, po prvním přidání zreagovaly všechny složky P. Ulmschneider: Inteligent life in the universe. Springer (2003) p Mars Hledání života Pyrolytický experiment Vzorek marťanské půdy byl nabrán do reakční komory Byla přidána směs plynů identická s marťanskou atmosférou, CO a CO 2 byly radioaktivně značeny C 14 Očekávalo se, že mikroorganismy po inkubační době užijí plyny k fotosyntéze a zabudují C 14 do organických látek Vzorek byl následně zahřán na sterilizační teplotu 750 C, při které se organické látky odpaří Detekce C 14 by znamenala přítomnost fotosyntetizujících mikroorganisů Nestalo se nic Experiment byl po dlouhodobém vysterilizování při 175 C opakován zase nic Na Marsu nejsou přítomny fotosyntetizující organismy P. Ulmschneider: Inteligent life in the universe. Springer (2003) p

6 Mars Budoucí kosmické mise InSight (Interior Exploration using Seismic Investigations, Geodesy and Heat Transport) Design podobný sondě Phoenix z roku 2007 Přistání v rovníkové oblasti, pravděpodobně d ě Elysium Planitia v roce 2016 Seismometrická měření (od mag. 3) Šíření seismických vln vlivem dopadu asteroidů a průchodu měsíce Phobos Mapování vnitřní struktury Marsu InSight mapuje strukturu Marsu E. Hand, Nature 487 (2012) Mars Kosmické mise sny a skutečnost Plánované mise k Marsu. Stav z roku 2001 M. H. Carr & J. Garvin, Nature 412 (2001) Mars Kosmické mise sny a skutečnost 6

7 Mars Kosmické mise sny a skutečnost Instrumenty k hledání života Ramanova spektroskopie co je zač? Ramanův rozptyl je dvoufotronový přechod, který odráží vibrace molekuly Molekula absorbuje foton a emituje druhý ve stejné chvíli, sic! C. V. Raman ( ) Nobelova cena 1930 Ind. J. Phys. 2 (1928) 387 hν R = hν 0 ±(E 1 E 0 ) Stokesův Ramanův pás je ~100 slabší než Raylighův rozptyl Instrumenty k hledání života Ramanova spektroskopie jak na to Umožňuje studovat vzorky in situ v pevné, práškové, gelové, kaplné i plynné formě S pomocí teleskopu možnost studovat vzorky na velkou vzdálenost (až stovky metrů) Možnost studovat složení hornin a povrchů těles sluneční soustavy S. M. Angel et al., Appl. Spectrosc. 66 (2012)

8 Instrumenty k hledání života Ramanova spektroskopie jak na to Systémy pracují s různými vlnovými délkami (předpokládají se spíše kratší kolem 450 nm) Pulzními i kontinuální lasery Šikmá geometrie vyžaduje přenastavení systému pro různé vzdálenosti Souosá geometrie nevyužívá plný výkon laseru Rozlišení na ~100 m ca. 2 mm Pulzní laser Raman/laserinduced fluorescence (LIF) ~10 ns pulsy, odpadá problém sfluorescencí Lépe měření provádět v noci S. M. Angel et al., Appl. Spectrosc. 66 (2012) Instrumenty k hledání života Ramanova spektroskopie co měřit na Marsu Cyklus síry hrál zřejmě v minulosti života na Marsu jistou roli Primárně se očekává studium minerálů vážících síru, SO 2 a H 2 S (FeSO 4, FeS, CaSO 4.2H 2 O etc.) Testování přístrojů probíhá v Antaktidě, pouštních oblastech i v laboratořích na meteoritech Adaptace Raman/LIF pro marťanská vozítka s měřením na vzdálenost 5 km Netřeba jezdit, netřeba sbírat vzorky Ramanova spektra hydrátů sulfátů měřená na vzdálenost 50 m Ramanova spektra Havajské basaltické lávy S. M. Angel et al., Appl. Spectrosc. 66 (2012) Instrumenty k hledání života Ramanova spektroskopie jak se měří na Marsu? Mars Science Laboratory Curiosity Rover přistání 6. srpna 2012 v kráteru Gale (156 km v průměru) Očekávané stopy po proudu vody a její pradávná přítomnost v kráteru Testování podmínek umožňujících život Sample analyst at Mars (SAM) hmotový spektrometr, plynový chromatograf, laditelný laserový spektrometr (ohřev vzorků na 1000 C); možná detekce jednoduchých organických molekul 8

9 Instrumenty k hledání života Ramanova spektroskopie jak se měří na Marsu? Mars Science Laboratory Curiosity Rover LIBS (laser induce brekdown spectroscopy) na ChemCam po zásahu 5 ns pulsem (~14 mj) Nd:YAG laseru (1064 nm) je detekováno záření vytvořeného plazmatu Fokusace svazku na <0,6 mm 10% přesnost na vzdálenost až 7 m (limit ca. 100 ppm) Primární chemická analýza Počítáno s opakováním 500, zpracování pomocí PCA, PLS Instrumenty k hledání života Ramanova spektroskopie bude se měřit na Marsu! ExoMars (Exobiology on Mars) evropská mise pátrající po známkách života na Marsu Rover s vrtákem a robotickou paží pro dopravu vzorků Start t 2016 nebo 2018 Modul Pasteur Umístěn uvnitř modulu vozítka Obsahuje řadu přístrojů včetně GC-MS, XRD, IR Ramanův spektrometr (RLS) kombinovaný s mikroskopem a LIBS pracuje v mikro ( µm) i makro módu pomocí robotického ramene, hmotnost 2 kg, spotřeba energie 30 W S. M. Angel et al., Appl. Spectrosc. 66 (2012) Instrumenty k hledání života Ramanova spektroskopie k Venuši a dále Venuše Především rychlé geochemické analýzy bez nutnosti pohybu sondy Sulfáty, uhlíkaté minerály, silikáty v přítomnosti CO 2 Měsíc Geochemické analýzy Pyroxeny, olivíny, hledání pozemských zkamenělin a dále Ramanova spektra kalcitu měřená na vzdálenost 50 a 100 metrů S. M. Angel et al., Appl. Spectrosc. 66 (2012)

10 Instrumenty k hledání života Ramanova spektroskopie co se hledá Aminokyseliny Metodou DCDR; potřebné rozlišení 16 cm 1 v rozsahu cm 1 Očekává se detekce Phe, Tyr, Trp, Cys, Met UV excitace předností Pigmenty Chlorofil, karotenoidy (β-karoten), scytonemin, etc. Možná detekce minulého života vzhledem k větší stabilitě Ramanova spektra aminokyselin Rezonanční časově rozlišená Ramanova spektra β- karotenu S. M. Angel et al., Appl. Spectrosc. 66 (2012) Europa Těleso měsíce Průměr 1569 km, O 2 atmosféra, stopová množství sirných sloučenin Europu objevil Galileo Gallileo r průlet sond Pioneer 1977 průlet sond Voyager první kvalitní snímky Europy 1999 sonda Gallileo přinesla důkazy o možném oceánu Europa Hledání oceánu Vlivem slapového působení Jupeteru vznikají na Europě cykloidální praskliny Model ukazuje, že tento typ prasklin vyžaduje tekutou vrstvu pod ledovým příkrovem Ledový příkrov nemůže být více než 40 km silný G. V. Hoppa et al., Science 285 (1999)

11 Europa Hledání oceánu Analýza hloubek kráterů na Callistu, Ganymedu a Europě prokázala přítomnost kapalné vrstvy pod ledovým příkrovem Ledový příkrov by měl mít mocnost >19 km a pravděpodobně spíše jen 7 8 km Europa Hledání oceánu Zvláštní nepravidelné útvary Narušují systém prasklin Jde o vyvýšeniny nebo propadliny Velikost je <10 km a zdola nebylo nalezeno omezení Může jít o vyvěraní tekoucího ledu, nebo teplé vody R. Greenberg et al., Icarus 161 (2003) Europa Hledání oceánu Chaotický terén v oblasti Conamara Chaos je vyvýšeninou o ca. 100 m Základní ledovcové bloky vyčnívají až o 200 m nad terén B. E. Schmidt et al., Nature 479 (2011)

12 Europa Hledání oceánu A) Zdroj tepla (erupce vulkánu) vytvoří bublinu teplé vody zdvihne povrch B) roztaví led, pronikne puklinami k povrchu vznikne deprese C) bublina teplé vody kolabuje vzniká solankové jezero s ledovcovými bloky D) opětovné zamrzání jezera vyzdvihne terén B. E. Schmidt et al., Nature 479 (2011) Europa Hledání oceánu V oblasti Thera Macula je v ledu skryto jezero o velikosti Velkého jezera v Americe Ledová krusta nad jezerem není více jak 3 km silná Jezero postupně p zamrzá, ale potrvá let než zcela zmrzne Oblasti chaotického terénu jsou ideální místo pro astrobiologický výzkum! B. E. Schmidt et al., Nature 479 (2011) Europa Život v oceánu? Horká zřídla, ale především zlomy v ledovém příkrovu mohou představovat oázy života Spojují povrch s oceánem přinášejí živiny Při zvládnutí hybernace nebo přemístění přes oceán je možné, že organismy obývají převážně tyto oblasti Ve vrstvách blízkých povrchu je dokonce v principu možná fototrofie G. Horneck & C. Bazmstark-Khan: Astrobiology, Springer (2001) p

13 Europa Život v oceánu hledání zdrojů energie D. Schulze-Makuch & L. N. Irwin, Astrobiology 2 (2002) Europa Život v oceánu hledání zdrojů energie D. Schulze-Makuch & L. N. Irwin, Astrobiology 2 (2002) Europa Plánovaný výzkum Snahou je vyslat sondu, jež by detailně prozkoumala povrch Europy a ledovou tloušťku příkrovu >2008 Europa Jupiter System Mission Laplace Jupiter Europa Orbiter (NASA) & Jupiter Ganymed Orbiter (ESA) zrušeno >2010 JIMO (Jupiter Icy Moons Orbiter) zrušeno JUpiter ICy Moon Explorer (JUICE) projekt ESA, start 2022, přílet 2033 Další fáze zahrnuje přistání na povrchu, provrtání ledu a vypuštění hydrobota >2009 Europa Landers Osud dalšího výzkumu velice nejistý 13

14 Instrumenty k hledání života Ramanova spektroskopie Europa a jiní zdálky? Cílem je získávat Ramanova data z povrchu ledových měsíců (Europa, Ganymed, Enceladus) z orbitu ~ km při užití UV- Vis pulzních laserů Potřeba velkých sond (jako JIMO) pro 1 2m zrcadlo a dostatek energie pro laser Problémem neznámá koncentrace látek a absorpce svazku povrchem (<1 m pro vodní led) Při orbitální rychlosti 1,3 km/s, 1m stopě (na 100 km difrakční limit 0,13 m) 266 nm laseru o 0,5 J na 7 ns puls je posun stopy 10 µm při opakování (očekáváno ca. 100 Hz při integraci 1 s) = 1m stopy na 1,3 km s pauzou 130 m Zlepšení otočnými systémy k pozorování místa Nehrozí kontaminace povrchu ani poškození přístrojů S. M. Angel et al., Appl. Spectrosc. 66 (2012) JIMO 16 m Základní historické údaje 1655 objeven Christianem Huygensem 1900 Comas Sola objevuje projevy atmosféry 1944 Gerard Cuiper spektroskopicky op odhaluje methanovou atmosféru průlet sond Voyager 1 a 2 (min km) přílet sondy Cassini-Huygens k Saturnu přistání sondy Huygens na u Fotografie ve viditelném světle. Dole Voyager 2 ( , 2,3 mil. km), nahoře Cassini ( , 13,1 mil. km) Měsíc Saturnu v číslech Největší měsíc Saturnu a 2. největší měsíc vůbec Poloměr km Rotační perioda 15,95 dne Vzdálenost od Saturnu km Průměrná hustota 1,88 g/cm 3 (Měsíc 3,34 g/cm 3, Europa 2,97 g/cm 3, Ganymed 1,94 g/cm 3 ) 14

15 Magnetosféra obíhá ve vzdálenosti 20,3 poloměrů Saturnu prochází magnetosférou Saturnu (vně i uvnitř) v různých úhlech vzhledem k slunečnímu toku Interakce plazmy s vrchní vrstvou atmosféry vytváří složitější organické sloučeniny V ionosféře převládají nabité uhlovodíky Má vlastní magnetosféru? Vznikají v atmosféře blesky? Složení atmosféry Oblak neutrálních atomů kolem u se prostírá až do vzdálenosti km. Atmosféra se rozprostírá do ca. 450 km nad povrchem u. Složení atmosféry Vzorec Název Koncentrace v atmosféře N 2 dusík % uhlovodíky CH 4 methan 2 10 % C 2 H 2 acetylen tl 22 2,2 ppm C 2 H 4 ethylen 0,1 ppm C 2 H 6 ethan 13 ppm C 3 H 8 propan 0,7 ppm nitrily HCN kyanovodík 160 ppb HC 3 N kyanoacetylen 1,5 ppb L. J. Spilker (Ed.): Passage to a ringed world. JPL, NASA, CIT (1997). 15

16 Struktura atmosféry Tlak na povrchu 1,5 atmosféry Teplota na povrchu 94 K Tropopauza ve 42 km má teplotu 70 K Velice komplexní atmosféra s projevy počasí Simulace atmosféry v pozemských laboratořích Vznik tholinů. Při simulaci ovy atmosféry v laboratoři vznikají při UV-ozáření směsi methanu a dalších sloučenin organické polymery, oranžovohnědé barvy, zvané tholiny zodpovědné za oranžový nádech atmosféry a její neprůhlednost. Chemie atmosféry Fotochemie ve vysokých vrstvách: CH 4 + hν CH 2 + H 2 rekombinací vznikají různé uhlovodíky Ethan je nejčastějším produktem fotochemického rozkladu methanu Jde o nevratný proces Vodík uniká do kosmu, tj. veškerý methan se bez doplnění spotřebuje za 10 milionů let Uhlovodíky polymerizují v atmosféře (především HCN a C 2 H 2 ) a snášejí se k povrchu, vzniká frakcionace vrstev atmosféry Detail atmosféry ve výškách stovek km. 16

17 Projevy počasí Atmosféra je přesycena parami methanu Methan může tvořit oblaka Déšť a methanový sníh jsou závislé na přítomnosti prachových částic v atmosféře (je jich nedostatek) Rozdíl teplot mezi rovníkem a 60 šířky činí ca. 15 K, což vyvolává vítr, ve stratosféře tryskové proudění až 100 m/s Oblačnost v ově atmosféře. Dvojice snímků ze sondy Cassini pořízená s odstupem 7 týdnů ukazuje vývoj methanové oblačnosti nad jižním pólem. Oblačnost ve středních šířkách. Detail oblačnosti na 38 jižní šířky táhnoucí se do délky 250 km. Povrch a těleso měsíce Nízká hustota (1,88 g/cm 3 ) ukazuje, že těleso je složeno z 50 % z vodního ledu a 50 % tvoří křemičité horniny Těleso měsíce je s velkou pravděpodobností d diferenciováno V hloubce ca. 250 km pod povrchem se nachází oceán z čpavku a vody Těsně pod povrchem se nachází vrstvy kapalného methanu Povrch a těleso měsíce Teplota na povrchu umožňuje existenci oceánu methanu a ethanu ( , C resp.) Na povrchu není žádný rozsáhlý oceán, možná jsou ale jezera Převážná část povrchu je tvořena vodním ledem Na povrchu je svit 1/1000 pozemského denního světla (ca. 350 více než za úplňkové noci)? Povrch je mladý 17

18 Geochemie povrchu Povrch a těleso měsíce Povrch u je relativně hladký s malým převýšením. Oblast vlevo má rozměry km a ukazuje ostré rozdíly mezi hladkými (tmavé, zelené) a členitými oblastmi povrchu. Kosmická sonda Cassini-Huygens Start sondy Gravitační urychlení 2 u Venuše (1998, 1999), u Země (1999), u Jupitera (2000) vstup na oběžnou dráhu kolem Saturnu oddělení sondy Huygens přistání sondy Huygens na měsíci 18

19 Kosmická sonda Cassini-Huygens Sonda byla vybavena experimenty: Doplerovský experiment měření rychlostí větru v atmosféře Sběračem aerosolu pyrolyzér sběr aerosolu km a následná analýza Plným chromatograf a hmotový spektrometr analýza plynných vzorků Sestupová kamera a radiometr měření optických vlastností prostředí, snímkování povrchu Měření vlastností atmosféry teplota, tlak, konduktivita, etc. Experimenty na povrchu spektrometrie povrchu Panorama Přistání do blízkosti oblasti Xanadu (dle mytického paláce Kublaj Chána z románu S. D. Colleridge) Velké náhorní planiny tvořené pravděpodobně vodním ledem Přesně do bájné Shanghri-la (severního horského údolí rajské Himalájské zahrady) do místa Antilia (mytický ostrov mezi Amerikou a Evropou) Radarová mapa 19

20 Kosmická sonda Huygens první výsledky Huygens sestupoval atmosférou 2 h 27 min a ještě 67 min po přistání vysílal Jak atmosféra Země tak u obsahují velké množství N V atmosféře u chybí 40 Ar Stopové množství 36 Ar ukazuje na původ N z amoniaku T. Oven, Nature 438 (2005) Kosmická sonda Huygens první výsledky Rychlosti atmosféry stanoveny pomocí HASI Doppler Wind Experiment Rotace atmosféry na u je prográdní a existuje superrotace atmosféry Nejvyšší zaznamenaná rychlost 120 m/s, tj. 430 km/h, byla zaznamenána ve 120 km Na povrchu je rychlost větru 1 m/s a méně Zaznamenán výrazný pokles rychlosti větru téměř až k nule ve výšce km M. K. Bird et al., Nature 438 (2005) Kosmická sonda Huygens první výsledky Teplota 93,65 ± 0,25 K (179,5 C) Tlak 1467 ± 1 hpa Povrch není tvrdý (není to led), podobá se konzistencí vlhkému jílu, či těžkému sněhu nebo písku Velikost kamenů na povrchu je cm M. G. Tomasko et al., Nature 438 (2005)

21 Kresby a příměry krajiny Kresba Sikunh Labyrinth založená na radarových mapách z Cassiniho a snímcích ze sondy Huygens. Rozložení výšek je poněkud spekulativní Titánské duny Radarová pozorování km km ánské duny Srovnání s pozemskými dunami Existují fyzikální i vzhledové podobnosti mezi dunami na u a na Zemi fyzika je všude stejná Pohled na poušť Namib z výšky 283 km (STS 107) ve viditelném světle (vlevo) a radarový snímek oblasti km 21

22 ánské duny Srovnání s pozemskými dunami Duny na u se nejvíce podobají poušti Namib, ale velikostí pozemské duny předčí R. D. Lorenz et al., Science 312 (2006) 724. ánské krátery A příliš mladý povrch Vpravo kráter Sinlap o průměr 80 km a hloubce 1300 m, způsobený tělesem o velikosti ca km, ukazuje světlý materiál vyvržený při impaktu Vlevo 120 km kráter v oblasti Dilmun má pravděpodobně středový vrcholek ánské sopky Podivné kryovulkány Dole vulkanické toky v oblasti Hotei Regio; nahoře Sotra Facula (1000 a 1500 m) 22

23 ánské zlomy Geologicky aktivní těleso Dole Paralelní zlomy v oblasti Xanadu ukazují na tektoniku povrchu Nahře podivně skrabacný povrch v okolí dvou hor ánské kanály Kde se berou a kam míří? Ztracená moře znovu nalezená 23

24 Ztracená moře a potvrzená Odraz od mořské hladiny v blízké IČ oblasti od Kraken Mare ( km 2 ) Vlevo Ligea Mare a Kraken Mare Ztracená moře Sezónní výkyvy? Ztracená moře Moře vs. Atmosféra? Předpokládejme, že 50 % u je pokryto metano-etano-n oceánem o hloubce 0,5 km a hustotě 0, kg m 3. Oceán je složen (hmotnostně) ze 70 % metanu, 25 % etanu a 5 % N. Předpokládejme, že metan se vytrácí z atmosféry rychlostí kg m 2 s 1. Vypočtěte za jak dlouho oceán nahradí metanovou atmosféru. Objem oceánu je 4πR 2 0,5 D, kded je hloubka a R je poloměr u Hmotnost oceánu je 4πR 2 0,5 D ρ, kdeρ je hustota Ztráta metanu za s je kg m 2 s 1 4πR 2 Tedy čas k obnově atmosféry je dán jako: T=[4πR 2 0,5 D ρ 0,7] / [ kg m 2 s 1 4πR 2 ] = [0,5 D ρ 0,7] / [ kg m 2 s 1 ] = 2, s~1gyr To ukazuje, že v časové škále vývoje sluneční soustavy může oceán nahrazovat metan v atmosféře u, neboť jeho ztráta do prostotu i vreakcíchje ihned nahrazena metanem z hypotetického oceánu. 24

25 Život na u? Skutečnost Na povrchu prakticky není voda, ale ukrytý hluboký oceán voda amoniak skýtá naději 2009 první syntéza aminokyselin a bází nukleových kyselin v umělé ově atmosféře (působením soft X-ray) Za 6 Gy se Slunce stane rudým obrem, pak se se oteplí na 70 C Panspermie ze Země prakticky nemožná (vzdálenost a typ mikrobů) S. Pilling et al., J. Phys. Chem. A 113 (2009) Život na u? a mýty Mikroorganismy mohou užívat H 2 místo O 2, následně reagovat s acetylenem (C 2 H 2 ) místo s glukózou a produkovat CH 4 místo CO 2 V úvahu připadá i exotická možnost života ve fosfanových (PH 3 ) kapičkách (kapalné při 140 až 185 K) rozptýlených v ethanových jezerech (život bez membrán, sic!) T. Naganuma & Sete, Journal of Cosmology 5 (2010) Život na u? a mýty? 2005 Mikroorganismy dýchající H 2 musí způsobovat měřitelný úbytek H 2 u povrchu (ca. >1000 ), konzumaci ethanu C 2 H 6 a acetylenu C 2 H 2 a přítomnost CH 4 (ne v geologickém čase) C 2 H 2 + 3H 2 2CH 4 (334 kj/mol) C 2 H 6 + H 2 2CH 4 (57 kj/mol) R CH 2 + H 2 R + CH 4 (54 kj/mol) 2010 Data z Cassini potvrzují nepřítomnost vodního ledu a acetylénu na povrchu (Clark et al.), model atmosférického proudění (Strobel) předpovídá tok H 2 k povrchu stejný jako únik do vesmíru C 2 H 2 a H 2 O nezpochybnitelné a v souhlasu s Huygensem H 2 je špatný model?, existuje adsorpce H 2 na tholiny?, zvláštní chemie na povrchu sorbující H 2, život na u?! C. P. McKay & H. D. Smith, Icarus 178 (2005) R. N. Clark et al. J. Geophys. Res., 115 (2010) E D. F. Strobel, Icarus 208 (2010)

26 Příslib dalšího Nepřítomnost ( 36 Ar je stopový) primordiálních vzácných plynů Kr, Xe (v km) v atmosféře implikuje sekundární atmosféru N atmosféra pochází z fotolýzy NH 3 Koncentrace atmosférická CH 4 je uniformní 1, M u povrchu až 4, M Analýza vyšších uhlovodíků je pouze předběžná a ukazuje přítomnost C 2 H 6, C 2 N 2 a C 6 H 6, došlo k ovlivnění analýzy odpařením povrchu při kontaktu se sondou H. B. Niemann et al, Nature 438 (2005) Huygens svoji misi ukončil avšak nevyřkl ještě poslední slovo Budoucí kosmické mise TIME ( Mare Explorer) Start 2016, přistání roku ,5hodinový sestup atmosférou a její analýza Přistání u severního pólu v moři Ligeia Mare Plocha moře větší než Velké jezero v Americe, hloubka >10 m Volná plavba po hladině Detailní spektrometrická analýza složení Pátrání po komplexní prebiotické chemii Test limitů života? TIME bude plavat na hladině uhlovodíkového moře na u E. Hand, Nature 487 (2012)

27 Doporučená literatura I. Gilmour, M. A. Septon: An Introduction to Astrobiology. Cambridge University Press, Cambridge {Hezká učebnice astrobiologie, s kapitolami o průzkumu sluneční soustavy} J. I. Lunine: Astrobiology (A multidisciplinary approach). Pearson Education & Addison Wesley, New York {První a skutečně základní učebnice astrobiologie, s kapitolami o hledání života ve sluneční soustavě} Dárky bývají různé Pozor na kontaminaci cizích světů! 27